Solární jádro. Centrální část Slunce o poloměru přibližně kilometrů, ve které probíhají termonukleární reakce, se nazývá sluneční jádro. Hustota materiálu v jádře je přibližně kg/m³ (150krát větší než hustota vody a ~6,6krát větší než hustota nejhustšího kovu na Zemi, osmia), a teplota ve středu jádra je více než 14 milionů stupně.
Konvektivní zóna Slunce. Blíže k povrchu Slunce dochází k vířivému promíchávání plazmatu a přenos energie na povrch je uskutečňován především pohyby samotné látky. Tento způsob přenosu energie se nazývá konvekce a podpovrchová vrstva Slunce o tloušťce přibližně km, kde k němu dochází, je konvektivní zóna. Podle moderních údajů je jeho role ve fyzice slunečních procesů výjimečně velká, protože právě v ní vznikají různé pohyby sluneční hmoty a magnetická pole.
Fotosféra Slunce. Fotosféra (vrstva vyzařující světlo) tvoří viditelný povrch Slunce, ze kterého se určuje velikost Slunce, vzdálenost od povrchu Slunce atd. Teplota ve fotosféře dosahuje v průměru 5800 K Zde je průměrná hustota plynu menší než 1/1000 hustoty zemského vzduchu.
Chromosféra Slunce. Chromosféra je vnější slupka o tloušťce asi km, obklopující fotosféru. Původ názvu této části sluneční atmosféry je spojen s její načervenalou barvou. Horní hranice chromosféry nemá zřetelný hladký povrch, neustále z ní vznikají horké emise zvané spikuly. Teplota chromosféry se zvyšuje s výškou od 4000 do stupňů.
Koruna Slunce. Koróna je poslední vnější slupka Slunce. Navzdory velmi vysoké teplotě, až stupňů, je viditelná pouhým okem pouze při úplném zatmění Slunce.
Zdroje energie hvězd Pokud by se Slunce skládalo z uhlí a zdrojem jeho energie bylo spalování, pak by při zachování současné úrovně energetického záření Slunce za 5000 let zcela shořelo. Ale Slunce svítí už miliardy let!Pokud by se Slunce skládalo z uhlí a zdrojem jeho energie bylo spalování, tak při zachování současné úrovně energetického záření by Slunce za 5000 let úplně shořelo. Ale Slunce svítí už miliardy let! Otázku energetických zdrojů hvězd nastolil Newton. Předpokládal, že hvězdy si díky padajícím kometám doplňují zásoby energie.Otázku zdrojů energie hvězd nastolil Newton. Předpokládal, že hvězdy doplňují své energetické zásoby z padajících komet. V roce 1845 něm. Fyzik Robert Meyer () se pokusil dokázat, že Slunce svítí díky pádu mezihvězdné hmoty na něj.V roce 1845 něm. Fyzik Robert Meyer () se pokusil dokázat, že Slunce svítí v důsledku pádu mezihvězdné hmoty na něj Hermann Helmholtz navrhl, že Slunce vyzařuje část energie uvolněné při jeho pomalém stlačování. Z jednoduchých výpočtů můžeme zjistit, že Slunce by úplně zmizelo za 23 milionů let, a to je příliš málo. Mimochodem, tento zdroj energie se v zásadě vyskytuje předtím, než hvězdy vstoupí do hlavní posloupnosti.Hermann Helmholtz navrhl, že Slunce vyzařuje část energie uvolněné během jeho pomalého stlačování. Z jednoduchých výpočtů můžeme zjistit, že Slunce by úplně zmizelo za 23 milionů let, a to je příliš málo. Mimochodem, tento zdroj energie se v zásadě vyskytuje předtím, než hvězdy dosáhnou hlavní sekvence. Hermann Helmholtz (g.)
Vnitřní struktura hvězd Zdroje hvězdné energie Při vysokých teplotách a hmotnostech větších než 1,5 hmotnosti Slunce dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakce (4) je nejpomalejší – trvá asi 1 milion let. V tomto případě se uvolňuje o něco méně energie, protože více ho odnesou neutrina.Při vysokých teplotách a hmotnostech větších než 1,5 hmotnosti Slunce dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakce (4) je nejpomalejší – trvá asi 1 milion let. V tomto případě se uvolňuje o něco méně energie, protože více, než jej unesou neutrina. Tento cyklus nezávisle na sobě vyvinuli Hans Bethe a Karl Friedrich von Weizsäcker v roce 1938. Tento cyklus nezávisle na sobě vyvinuli Hans Bethe a Karl Friedrich von Weizsäcker v roce 1938.
Vnitřní struktura hvězd Zdroje energie hvězd Když skončí spalování helia v nitru hvězd, při vyšších teplotách jsou možné další reakce, při kterých se syntetizují těžší prvky až po železo a nikl. Jsou to a-reakce, spalování uhlíku, spalování kyslíku, spalování křemíku... Když skončí spalování helia v útrobách hvězd, při vyšších teplotách jsou možné další reakce, při kterých se syntetizují těžší prvky až po železo a nikl. Jedná se o a-reakce, spalování uhlíku, spalování kyslíku, spalování křemíku... Z „popelu“ supernov, které explodovaly již dávno, tedy vzniklo Slunce a planety, z „popelu“ tedy vzniklo Slunce a planety. supernov, které explodovaly už dávno.
Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd V roce 1926 vyšla kniha Arthura Eddingtona „The Internal Structure of Stars“, kterou by se dalo říci, že začalo studium vnitřní struktury hvězd.V roce 1926 vyšla kniha Arthura Eddingtona „ Byla zveřejněna The Internal Structure of Stars“, kterou by se dalo říci, že začalo studium vnitřní struktury hvězd. Eddington předpokládal rovnovážný stav hvězd hlavní posloupnosti, tj. rovnost energetického toku generovaného v nitru hvězdy a energie vyzařované z jejího povrchu. Eddington předpokládal rovnovážný stav hvězd hlavní posloupnosti, tzn. , rovnost toku energie generované v nitru hvězdy a energie vyzařované z jejího povrchu. Eddington si zdroj této energie nepředstavoval, ale zcela správně umístil tento zdroj do nejžhavější části hvězdy – jejího středu a předpokládal, že dlouhá doba difúze energie (miliony let) vyrovná všechny změny kromě těch, které se objevují poblíž. Eddington si zdroj této energie nepředstavoval, ale zcela správně umístil tento zdroj do nejžhavější části hvězdy - jejího středu a předpokládal, že dlouhá doba difúze energie (miliony let) vyrovná všechny změny kromě těch, které se objeví blízko povrchu.
Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd Rovnováha ukládá hvězdě přísná omezení, tj. po dosažení rovnovážného stavu bude mít hvězda přesně definovanou strukturu. V každém bodě hvězdy musí být zachována rovnováha gravitačních sil, tepelného tlaku, radiačního tlaku atd. Rovněž teplotní gradient musí být takový, aby tok tepla směrem ven přesně odpovídal pozorovanému toku záření z povrchu. ukládá hvězdě přísná omezení, tj. když je ve stavu rovnováhy, bude mít hvězda přesně definovanou strukturu. V každém bodě hvězdy musí být zachována rovnováha gravitačních sil, tepelného tlaku, radiačního tlaku atd. Rovněž teplotní gradient musí být takový, aby tok tepla směrem ven přesně odpovídal pozorovanému toku záření z povrchu. Všechny tyto podmínky lze zapsat ve formě matematických rovnic (alespoň 7), jejichž řešení je možné pouze numerickými metodami.Všechny tyto podmínky lze zapsat ve formě matematických rovnic (nejméně 7), řešení což je možné pouze numerickými metodami.
Vnitřní stavba hvězd Modely stavby hvězd Mechanická (hydrostatická) rovnováha Síla způsobená tlakovým rozdílem, směřující ze středu, musí být rovna gravitační síle. d P/d r = M(r)G/r 2, kde P je tlak, hustota, M(r) je hmotnost v kouli o poloměru r. Energetická rovnováha Zvýšení svítivosti vlivem zdroje energie obsaženého ve vrstvě o tloušťce dr ve vzdálenosti od středu r se vypočítá podle vzorce dL/dr = 4 r 2 (r), kde L je svítivost, (r) je specifické uvolňování energie jaderné reakce. Tepelná rovnováha Rozdíl teplot na vnitřní a vnější hranici vrstvy musí být konstantní a vnitřní vrstvy musí být teplejší.
Vnitřní stavba hvězd 1. Hvězdné jádro (zóna termonukleárních reakcí). 2. Zóna radiačního přenosu energie uvolněné v jádře do vnějších vrstev hvězdy. 3. Konvekční zóna (konvekční promíchávání hmoty). 4. Heliové izotermické jádro vyrobené z degenerovaného elektronového plynu. 5. Skořápka ideálního plynu.
Vnitřní struktura hvězd Struktura hvězd do hmotnosti Slunce Hvězdy o hmotnosti menší než 0,3 slunečního záření jsou zcela konvektivní, což je způsobeno jejich nízkými teplotami a vysokým absorpčním koeficientem.Hvězdy o hmotnosti menší než 0,3 slunečního záření jsou zcela konvektivní, což je kvůli jejich nízkým teplotám a vysokým absorpčním koeficientům. Hvězdy sluneční hmoty procházejí radiačním přenosem v jádře, zatímco konvektivní přenos probíhá ve vnějších vrstvách.Hvězdy sluneční hmoty prodělávají radiační přenos v jádru, zatímco konvektivní přenos probíhá ve vnějších vrstvách. Navíc hmotnost konvekčního pláště rychle klesá při pohybu v hlavní sekvenci a navíc hmotnost konvekčního pláště rychle klesá při pohybu nahoru v hlavní sekvenci.
Vnitřní stavba hvězd Struktura degenerovaných hvězd Tlak u bílých trpaslíků dosahuje stovek kilogramů na centimetr krychlový au pulsarů o několik řádů vyšší.U bílých trpaslíků dosahuje tlak stovek kilogramů na centimetr krychlový au pulsarů o několik řádů o velikost vyšší. Při takových hustotách se chování ostře liší od chování ideálního plynu. Přestává platit Mendělejevův-Clapeyronův plynový zákon – tlak již nezávisí na teplotě, ale je určen pouze hustotou. Toto je stav degenerované hmoty.Při takových hustotách se chování výrazně liší od chování ideálního plynu. Přestává platit Mendělejevův-Clapeyronův plynový zákon – tlak již nezávisí na teplotě, ale je určen pouze hustotou. Toto je stav degenerované hmoty. Chování degenerovaného plynu sestávajícího z elektronů, protonů a neutronů se řídí kvantovými zákony, zejména Pauliho vylučovacím principem. Tvrdí, že ne více než dvě částice mohou být ve stejném stavu a jejich rotace jsou v opačných směrech Chování degenerovaného plynu sestávajícího z elektronů, protonů a neutronů se řídí kvantovými zákony, zejména Pauliho vylučovacím principem. Tvrdí, že ve stejném stavu nemohou být více než dvě částice a jejich rotace jsou v opačných směrech. U bílých trpaslíků je počet těchto možných stavů omezený, gravitace se snaží vtěsnat elektrony do již obsazená místa. V tomto případě vzniká specifická protitlaková síla. V tomto případě p ~ 5/3. U bílých trpaslíků je počet těchto možných stavů omezený, gravitace se snaží elektrony vtěsnat do již obsazených prostor. V tomto případě vzniká specifická protitlaková síla. V tomto případě p ~ 5/3. Elektrony mají zároveň vysoké rychlosti pohybu a degenerovaný plyn má vysokou transparentnost díky obsazení všech možných energetických hladin a nemožnosti procesu absorpce-reemise.Zároveň mají elektrony vysoké rychlosti pohyb a degenerovaný plyn má vysokou průhlednost díky obsazení všech možných energetických hladin a nemožnosti procesu absorpce-reemise.
Vnitřní stavba hvězd Struktura neutronové hvězdy Při hustotách nad g/cm 3 dochází k procesu neutronizace hmoty reakce + e n + Při hustotách nad g/cm 3 dochází k procesu neutronizace hmoty reakce + e n + V roce 1934 Fritz Zwicky a Walter Baarde teoreticky předpověděli existenci neutronových hvězd, jejichž rovnováha je udržována tlakem neutronového plynu. V roce 1934 Fritz Zwicky a Walter Baarde teoreticky předpověděli existenci neutronových hvězd, rovnováhy který je udržován tlakem neutronového plynu. Hmotnost neutronové hvězdy nemůže být menší než 0,1M a větší než 3M. Hustota ve středu neutronové hvězdy dosahuje hodnot g/cm 3. Teplota v nitru takové hvězdy se měří ve stovkách milionů stupňů. Velikosti neutronových hvězd nepřesahují desítky kilometrů. Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd (milionkrát větší než na Zemi) je zdrojem rádiové emise.Hmotnost neutronové hvězdy nesmí být menší než 0,1M a větší než 3M. Hustota ve středu neutronové hvězdy dosahuje hodnot g/cm 3. Teplota v nitru takové hvězdy se měří ve stovkách milionů stupňů. Velikosti neutronových hvězd nepřesahují desítky kilometrů. Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd (milionkrát větší než na Zemi) je zdrojem rádiové emise. Na povrchu neutronové hvězdy musí mít hmota vlastnosti pevného tělesa, tj. neutronové hvězdy jsou obklopeny pevnou kůrou o tloušťce několika set metrů. Na povrchu neutronové hvězdy musí mít hmota vlastnosti pevného tělesa , tj. neutronové hvězdy jsou obklopeny pevnou kůrou o tloušťce několika set metrů.
M. Dagaev a další Astronomie - M.: Vzdělávání, 1983 M. Dagaev a další Astronomie - M.: Vzdělávání, 1983 P.G. Kulikovský. Příručka pro amatéra v astronomii - M.URSS, 2002 P.G. Kulikovský. Příručka pro amatéra v astronomii - M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrophysics. Čítanka o astronomii - M.: Prosveshchenie, 1988. M.M. Dagaev, V.M. Charugin Astrofyzika. Čítanka o astronomii - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „Historie astronomie“ - M.: Moskevská státní univerzita, 1989 A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „History of Astronomy“ - M.: MSU, 1989 W. Cooper, E. Walker „Measuring the light of stars“ - M.: Mir, 1994 W. Cooper, E. Walker „Measuring the light of stars“ - M :Svět, 1994. R. Kippenhan. 100 miliard sluncí. Zrození, život a smrt hvězd. M.: Mir, 1990 R. Kippenhan. 100 miliard sluncí. Zrození, život a smrt hvězd. M.:Mir, 1990. Vnitřní struktura hvězd Reference
Vesmír se skládá z 98 % z hvězd. Oni jsou
jsou hlavním prvkem galaxie.
"Hvězdy jsou obrovské koule helia a vodíku,
stejně jako další plyny. Gravitace táhne
je uvnitř a tlak horkého plynu
vytlačuje je a vytváří rovnováhu.
Energie hvězdy je obsažena v jejím jádru, kde
Helium interaguje s vodíkem každou sekundu."
– narození, růst, období relativně klidné činnosti,
agónie, smrt a připomíná cesta života samostatný
tělo.
Astronomové nejsou schopni vysledovat život jedné hvězdy
od začátku do konce. Dokonce i hvězdy s nejkratší dobou života
existují miliony let – déle než život nejen jednoho
člověka, ale i celého lidstva. Vědci však mohou
pozorovat mnoho hvězd umístěných na velmi odlišných
etapy jejich vývoje – nově narozené a
umírající. Podle četných hvězdných portrétů oni
snaží rekonstruovat evoluční cestu každé hvězdy
a napsat její životopis. Hertzsprung-Russell diagram Obři a veleobri
když vodík úplně shoří, hvězda opustí hlavní
sekvence do oblasti obrů nebo vůbec
mše - veleobrů Když všechno jaderné palivo vyhořelo,
začíná proces gravitační komprese.
Pokud hmotnost hvězdy< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
elektrony jsou sdíleny a tvoří degenerovaný elektronový plyn
gravitační komprese se zastaví
hustota dosahuje několika tun na cm3
stále si zachovává T=10^4 K
postupně chladne a pomalu se smršťuje (miliony let)
konečně vychladnout a proměnit se v ČERNÉ trpaslíky Pokud je hmotnost hvězdy > 1,4 hmotnosti Slunce:
gravitační kompresní síly jsou velmi vysoké
hustota látky dosahuje milionu tun na cm3
uvolňuje se obrovská energie - 10^45 J
teplota – 10^11 K
výbuch supernovy
většina hvězdy je vyvržena do vesmíru
prostoru s rychlostí 1000-5000 km/s
proudy neutrin ochlazují jádro hvězdy -
Neutronová hvězda Pokud je hmotnost hvězdy > 2,5 hmotnosti Slunce
gravitační kolaps
hvězda se promění v černou díru
Vznik černých děr
Role černých děr při vznikugalaxií
Černé díry se nerodí obrovské, ale
postupně rostou díky plynu a hvězdám
galaxií. Obří černé díry nejsou
předcházelo zrodu galaxií a
se s nimi vyvíjel
absorbuje určité procento hmoty
hvězdy a plyn centrální oblasti
galaxií. V menších galaxiích černá
otvory jsou méně masivní, jejich hmoty
ne o mnoho více než několik
milionů slunečních hmot. Černá
díry v centrech obřích galaxií,
zahrnují miliardy solárních
hm. Jde o to, že finále
se tvoří hmota černé díry
proces formování galaxie... Struktura
slunce Solární jádro. Centrální
část Slunce s poloměrem
přibližně 150 000 kilometrů, v
které termonukleární
reakce zvané sluneční
jádro. Hustota hmoty v
jádro je asi 150
000 kg/m³ (150krát vyšší
hustota vody a ~6,6 krát
vyšší než samotná hustota
hustý kov na Zemi
osmium) a teplotu ve středu
jader více než 14 milionů
stupně. Konvektivní zóna Slunce. Blíže k
se objeví povrch Slunce
vortexové míchání plazmy a
přenos energie na povrch
se provádí převážně
pohyby samotné látky. Takový
způsob přenosu energie se nazývá
konvekce a podpovrchová vrstva
Slunce, tloušťka přibližně 200 000
km, kde se vyskytuje konvektivně
pásmo. Podle moderních údajů to
roli ve fyzice slunečních procesů
výjimečně skvělé, protože
dává vzniknout různým
pohyby sluneční hmoty a
magnetické pole. Koruna Slunce. Koruna jako poslední
vnější plášť Slunce. I přes
na jeho velmi vysokou teplotu, od
600 000 až 5 000 000 stupňů, ona
viditelné pouze pouhým okem
za plného slunce
zatmění.
Snímek 1
Snímek 2
Vnitřní struktura hvězd Zdroje energie hvězd Pokud by se Slunce skládalo z uhlí a zdrojem jeho energie bylo spalování, pak by při zachování současné úrovně emise energie Slunce za 5000 let zcela shořelo. Ale Slunce svítí už miliardy let! Otázku energetických zdrojů hvězd nastolil Newton. Předpokládal, že hvězdy doplňují své energetické zásoby z padajících komet. V roce 1845 Němec Fyzik Robert Meyer (1814-1878) se pokusil dokázat, že Slunce svítí díky pádu mezihvězdné hmoty na něj. 1954 Hermann Helmholtz navrhl, že Slunce vyzařuje část energie uvolněné během jeho pomalého stlačování. Z jednoduchých výpočtů můžeme zjistit, že Slunce by úplně zmizelo za 23 milionů let, a to je příliš málo. Mimochodem, tento zdroj energie se v zásadě vyskytuje předtím, než hvězdy dosáhnou hlavní sekvence. Hermann Helmholtz (1821-1894)
Snímek 3
Vnitřní struktura hvězd Zdroje hvězdné energie Při vysokých teplotách a hmotnostech větších než 1,5 hmotnosti Slunce dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakce (4) je nejpomalejší – trvá asi 1 milion let. V tomto případě se uvolňuje o něco méně energie, protože více, než jej unesou neutrina. Tento cyklus v roce 1938 Vyvinutý nezávisle Hansem Bethem a Carlem Friedrichem von Weizsäckerem.
Snímek 4
Vnitřní struktura hvězd Zdroje energie hvězd Když skončí spalování helia v nitru hvězd, při vyšších teplotách jsou možné další reakce, při kterých se syntetizují těžší prvky až po železo a nikl. Jedná se o a-reakce, spalování uhlíku, spalování kyslíku, spalování křemíku... Slunce a planety tedy vznikly z „popelu“ supernov, které vybuchly dávno.
Snímek 5
Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd V roce 1926 Byla vydána kniha Arthura Eddingtona „The Internal Structure of Stars“, kterou by se dalo říci, že začalo studium vnitřní struktury hvězd. Eddington učinil předpoklad o rovnovážném stavu hvězd hlavní posloupnosti, tj. o rovnosti energetického toku generovaného uvnitř hvězdy a energie emitované z jejího povrchu. Eddington si zdroj této energie nepředstavoval, ale zcela správně umístil tento zdroj do nejžhavější části hvězdy – jejího středu a předpokládal, že dlouhá doba difúze energie (miliony let) vyrovná všechny změny kromě těch, které se objevují poblíž. povrch.
Snímek 6
Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd Rovnováha ukládá hvězdě přísná omezení, tj. po dosažení rovnovážného stavu bude mít hvězda přesně definovanou strukturu. V každém bodě hvězdy musí být zachována rovnováha gravitačních sil, tepelného tlaku, radiačního tlaku atd. Rovněž teplotní gradient musí být takový, aby tok tepla směrem ven přesně odpovídal pozorovanému toku záření z povrchu. Všechny tyto podmínky lze zapsat formou matematických rovnic (nejméně 7), jejichž řešení je možné pouze numerickými metodami.
Snímek 7
Vnitřní stavba hvězd Modely stavby hvězd Mechanická (hydrostatická) rovnováha Síla způsobená tlakovým rozdílem, směřující ze středu, musí být rovna gravitační síle. d P/d r = M(r)G/r2, kde P je tlak, hustota, M(r) je hmotnost v kouli o poloměru r. Energetická rovnováha Zvýšení svítivosti vlivem zdroje energie obsaženého ve vrstvě o tloušťce dr ve vzdálenosti od středu r se vypočítá podle vzorce dL/dr = 4 r2 (r), kde L je svítivost, (r) je specifické uvolňování energie jaderných reakcí. Tepelná rovnováha Rozdíl teplot na vnitřní a vnější hranici vrstvy musí být konstantní a vnitřní vrstvy musí být teplejší.
Snímek 8
Vnitřní stavba hvězd Vnitřní stavba hvězd 1. Jádro hvězdy (zóna termonukleárních reakcí). 2. Zóna radiačního přenosu energie uvolněné v jádře do vnějších vrstev hvězdy. 3. Konvekční zóna (konvekční promíchávání hmoty). 4. Heliové izotermické jádro vyrobené z degenerovaného elektronového plynu. 5. Skořápka ideálního plynu.
Snímek 9
Vnitřní struktura hvězd Struktura hvězd do hmotnosti Slunce Hvězdy o hmotnosti menší než 0,3 slunečního jsou zcela konvektivní, což souvisí s jejich nízkými teplotami a vysokými absorpčními koeficienty. Hvězdy sluneční hmotnosti podléhají radiačnímu transportu v jádře, zatímco konvektivnímu transportu dochází ve vnějších vrstvách. Navíc hmotnost konvekčního pláště rychle klesá při pohybu nahoru v hlavní sekvenci.
Snímek 10
Snímek 11
Vnitřní stavba hvězd Struktura degenerovaných hvězd Tlak u bílých trpaslíků dosahuje stovek kilogramů na centimetr krychlový, u pulsarů je o několik řádů vyšší. Při takových hustotách se chování ostře liší od chování ideálního plynu. Přestává platit Mendělejevův-Clapeyronův plynový zákon – tlak již nezávisí na teplotě, ale je určen pouze hustotou. Toto je stav degenerované hmoty. Chování degenerovaného plynu sestávajícího z elektronů, protonů a neutronů se řídí kvantovými zákony, zejména Pauliho vylučovacím principem. Tvrdí, že více než dvě částice nemohou být ve stejném stavu a jejich rotace směřují opačně. U bílých trpaslíků je počet těchto možných stavů omezený, gravitace se snaží elektrony vtěsnat do již obsazených prostor. V tomto případě vzniká specifická protitlaková síla. V tomto případě p ~ 5/3. Elektrony mají zároveň vysokou rychlost pohybu a degenerovaný plyn má vysokou transparentnost díky obsazení všech možných energetických hladin a nemožnosti procesu absorpce-reemise.
Snímek 12
Vnitřní struktura hvězd Struktura neutronové hvězdy Při hustotách nad 1010 g/cm3 dochází k procesu neutronizace hmoty, reakce + e n + B. Fritz Zwicky a Walter Baarde v roce 1934 teoreticky předpověděli existenci neutronových hvězd, tzv. jehož rovnováha je udržována tlakem neutronového plynu. Hmotnost neutronové hvězdy nemůže být menší než 0,1M a větší než 3M. Hustota ve středu neutronové hvězdy dosahuje hodnot 1015 g/cm3. Teplota v nitru takové hvězdy se měří ve stovkách milionů stupňů. Velikosti neutronových hvězd nepřesahují desítky kilometrů. Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd (milionkrát větší než na Zemi) je zdrojem rádiové emise. Na povrchu neutronové hvězdy musí mít hmota vlastnosti pevného tělesa, to znamená, že neutronové hvězdy jsou obklopeny pevnou kůrou o tloušťce několika set metrů.
Snímek 13
M. M. Dagaev a další Astronomie - M.: Vzdělávání, 1983 P.G. Kulikovský. Příručka pro amatéra v astronomii - M.URSS, 2002 M.M. Dagaev, V.M. Charugin „Astrofyzika. Kniha pro čtení o astronomii“ - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „Historie astronomie“ - M.: Moskevská státní univerzita, 1989. W. Cooper, E. Walker „Měření světla hvězd“ - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 miliard sluncí. Zrození, život a smrt hvězd. M.: Mir, 1990. Vnitřní struktura hvězd Reference
„Černé díry vesmíru“ - Historie myšlenek o černých dírách. Otázka skutečné existence černých děr. Detekce černých děr. Zhroucené hvězdy. Temná hmota. Obtížnost. Černé díry a temná hmota. Supermasivní černé díry. Horká temná hmota. Studená temná hmota. Teplá temná hmota. Primitivní černé díry.
"Fyzikální povaha hvězd" - Betelgeuse. Svítivost ostatních hvězd se určuje v relativních jednotkách ve srovnání se svítivostí Slunce. Srovnávací velikosti Slunce a trpaslíků. Hvězdy se mohou lišit ve svítivosti miliardkrát. Hmotnosti hvězd se tedy liší jen několik setkrát. Naše Slunce je žlutá hvězda, jejíž teplota fotosféry je asi 6000 K. Capella, jejíž teplota je také asi 6000 K, má stejnou barvu.
"Evoluce hvězd" - exploze supernovy. Mlhovina v Orionu. Komprese je důsledkem gravitační nestability, Newtonova myšlenka. Vesmír se skládá z 98 % z hvězd. Jak se hustota mraku zvyšuje, stává se pro záření neprůhledným. Astronomové nejsou schopni vysledovat život jedné hvězdy od začátku do konce. Orlí mlhovina.
"Hvězdy na obloze" - obecné charakteristiky hvězdy Evoluce hvězd. "Vyhoření" vodíku. Chemické složení. Oh velký a Malý medvěd existuje mnoho legend. Teplota určuje barvu hvězdy a její spektrum. Poloměr hvězdy. Nejbohatší jasné hvězdy zimní obloha. Co říkali staří Řekové o medvědech?
„Vzdálenosti ke hvězdám“ - Hvězdy se od sebe liší barvou a jasem. I pouhým okem je vidět, že svět kolem nás je nesmírně rozmanitý. Hipparchos. 1 parsek = 3,26 světelných let = 206 265 astronomických jednotek = 3 083 1015 m Pomocí spektrálních čar můžete odhadnout svítivost hvězdy a poté zjistit její vzdálenost.
"Hvězdná obloha" - Pozdě večer vidíte na obloze mnoho hvězd. Souhvězdí. Pojmenujte souhvězdí, která znáte. Planeta Země. Země je domovem člověka. Planety. hvězdy na obloze. Světlo ze Slunce dorazí na Zemi za 8,5 minuty. Legenda se k nám dostala od starých Řeků. V roce 1609 se Galileo poprvé podíval na Měsíc dalekohledem.
V tématu je celkem 17 prezentací
